V Menschen und Ereignisse - Max-Planck-Institut für Astronomie

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60 III. Wissenschaftliche Arbeiten Verteilungen zwingt. Charakteristisch hierbei ist die Ansammlung von einwärts driftenden Staubpartikeln an Resonanzstellen entlang der Umlaufbahn des Planeten. Auch hat die gravitative Streuung des Staubes an den Planeten zur Folge, dass in äußeren Planetesimalgürteln erzeugter Staub nicht oder nur in beschränktem Maße Bereiche innerhalb der Umlaufbahn eines Planeten erreichen kann. Wie staubarm das von der Planetenbahn eingeschlossene innere Gebiet eines Planetensystems wird, ist konsequenterweise wesentlich von der Masse des Planeten abhängig (Abb. III.2.7). Können die Auswirkungen von Planeten in Debris- Scheiben beobachtet werden? Ja, denn die beschriebenen Effekte verändern die Staubverteilung in Debris- Scheiben in so großen Bereichen, dass sie bereits mit heutigen Beobachtungsinstrumenten räumlich aufgelöst und damit nachgewiesen werden können. Wiederum sind es im fernen Infrarot- bis Millimeterwellenlängenbereich gewonnene Bilder, welche die charakteristischen Resonanzstrukturen oder staubarmen inneren Bereiche in Debris-Scheiben am besten sichtbar machen. Dies liegt an der geringen Temperatur des Staubes in den Außenbereichen der Scheibe, dessen thermische Reemission wir bei diesen Wellenlängen beobachten. In Ergänzung hierzu ist es auch möglich, aus Spektren von Debris-Scheiben, die im nahen bis mittleren Infrarot gewonnen werden, auf staubarme Bereiche um den Stern zu schließen: Je näher am Stern sich Staub befindet, desto wärmer ist er. Fehlt ausgerechnet dieser sternnahe Staub, so spiegelt sich dies in einem verringerten Fluss in eben diesem Wellenlängenbereich wider. Numerische Simulationen von Debris-Scheiben können helfen, Bilder von Debris-Scheiben genauer zu analysieren. Statt der einfachen Aussage, dass der Einfluss eines Planeten für die beobachtete Struktur einer Debris- Scheibe verantwortlich sein muss, lässt der Vergleich mit Simulationen Rückschlüsse auf Masse und genaue Um- laufbahn des Planeten, sowie auf den beobachteten Staub – den Entstehungsort und seine typische Größe – zu. Zusammenfassung und Ausblick Numerische Simulationen zeigen, dass Teleskope und Beobachtungsinstrumente, wie sie uns in wenigen Jahren zur Verfügung stehen werden, den Nachweis von Planeten in zirkumstellaren Scheiben erlauben werden. Allerdings wird es die Streuung des Sternlichts and die Wärmestrahlung der kleinsten Staubpartikel schwierig machen, Planeten direkt abzubilden. Aber Planeten prägen den zirkumstellaren Scheiben großskalige, charakteristische Signaturen auf, welche mit Observatorien wie dem Atacama Large Millimeter Array (ALMA), dem Stratospheric Observatory For Infrared Astronomy (SOFIA) und dem James Webb Space Telescope (JWST) in wenigen Jahren beobachtbar sein werden. Primäre Signaturen sind Lücken in jungen Schei- ben und asymmetrische Dichtemuster in Debris-Scheiben. Abb. III.2.7: Simulierte Debris-Scheibe des jungen Sonnensystems bei einer Wellenlänge von 1.3 mm. Die Position des Neptun ist markiert. Man sieht die hufeisenförmige Verteilung von Staubpartikeln entlang der Umlaufbahn von Neptun. Außerdem ist zu erkennen, dass Neptun den Innenbereich seiner Bahn sehr effektiv von den im außerhalb seiner Bahn gelegenen Kuipergürtel durch Planetesimalkollisionen erzeugten Staubkörnern frei hält. (S. Wolf und A. Morio-Martin) All diese zukünftigen Beobachtungen werden uns helfen, ein klareres Bild von der Planetenentstehung zu entwerfen, indem es uns gelingen wird, die vielen freien Parameter in unseren numerischen Modellen einzuschränken. Somit hoffen wir der großen Frage nach dem Ursprung unseres Heimatplaneten und nach der Häufigkeit erdähnlicher Planeten bei fernen Sonnen ein wenig näher zu kommen. (Theoriegruppe der Abt. Planeten- und Sternentstehung am MPIA: Hubert Klahr (PI), Anders Johansen, Markus Feldt, Thomas Henning, Natalia Dzyurkevich; Willhelm Kley/Tübingen, Peter Bodenheimer / Lick Observatory, Santa Cruz; Emmy-Noether-Forschungsgruppe »Evolution of circumstellar dust disks to planetary systems« am MPIA: Sebastian Wolf (PI), Jens Rodmann, Kacper Kornet, Alexander Schegerer; Gennaro D`Angelo/Exeter, Amaya Moro-Martin/Princeton, Karl R. Stapelfeldt/ JPL,Deborah L. Padgett/CIT)
III.3 Näher und näher an die Zentren von Galaxien Alle massereichen Galaxien besitzen ein ausgeprägtes Zentrum, wo sowohl die Sterndichte als auch die Häufigkeit des molekularen Gases um mindestens das Zehnfache höher ist als im Durchschnitt. Einige wenige Prozent der Galaxien beherbergen jedoch in ihren Zentren einen besonderen Motor, der sehr viel stärker ist, als eine Konzentration von Sternen und Gas erklären könnte – wir nennen diese Zentren »aktive Galaxienkerne« (active galactic nuclei, AGN). Das MPIA nutzt seinen privilegierten Zugang zu weltweit einzigartigen Instrumenten am Very Large Telescope (VLT) auf dem Cerro Paranal in Chile und führt dort ein Projekt durch, mit dem das Geheimnis entschlüsselt werden soll, wie der zentrale Motor dieser AGN funktioniert. Zu diesem Zwecke verwenden wir eine Kombination aus hoher und höchster Winkelauflösung, die unsere Beobachtungen immer dichter an die unmittelbare Quelle der Aktivität heranführt. Die überwiegende Strahlung im heutigen Universum stammt von Sternen, die ihre Energie durch Kernfusion erzeugen. Wir wissen jedoch, dass die extrem energiereichen Prozesse, die in aktiven Galaxienkernen ablaufen, nicht durch normale Sterne erzeugt werden können, sondern mit einem exotischeren Prozess in Zusammenhang stehen müssen, der in der Lage ist, über Zeitspannen von 10 7 Jahren hinweg kontinuierlich 10 35 – 10 39 Watt freizusetzen. Der extremste Fall einer solchen galaktischen Kernaktivität tritt in Quasaren auf, wo der Kern selbst so leuchtkräftig ist, dass er die gesamte Galaxie mit ihren Milliarden Sternen um Größenordungen überstrahlt. Vor mehr als 30 Jahren (1969) schlug der britische Astronom Donald Lynden-Bell vor, dass aktive Galaxien ihre Energie durch Akkretion von Materie auf supermassereiche Schwarze Löcher in ihren Zentren beziehen. Wenn die Zufuhr von Materie zu einem späteren Zeitpunkt aufhört, kommt die Aktivität zum Erliegen, das massereiche Schwarze Loch bleibt jedoch im Zentrum der Galaxie erhalten. Entsprechend sollten diese massereichen, dunklen, kompakten Objekte als Überreste einer früheren Quasar- Phase noch immer in den Kernen vieler ruhiger Galaxien, vielleicht sogar in allen Galaxien, schlummern. Und dies scheint in der Tat meist der Fall zu sein: Die in den letzten Jahren angesammelten Beobachtungshinweise deuten mit großer Sicherheit auf die Existenz eines supermassereichen Schwarzen Lochs in unserer eigenen, jetzt ziemlich friedlichen Milchstraße hin, und das Gleiche gilt für viele andere nahe Galaxien. Nach heutigen Messungen haben diese zentralen Schwarzen Löcher die 10 6 - bis 10 7 -fache Masse unserer Sonne, konzentriert in einem Gebiet, das nicht größer ist als un- ser Sonnensystem. Die Anziehungskraft, die eine derart hohe Massenkonzentration ausübt, wird von den Sternen und dem Gas in ihrer unmittelbaren Nachbarschaft gespürt werden. Selbst wenn wir also das Schwarze Loch nicht direkt sehen können, können wir durch die Untersuchung der Sterne und des Gases in seiner Umgebung auf seine Gegenwart schließen. Deshalb bemühen sich die Astronomen, die Zentren von Galaxien mit der höchstmöglichen räumlichen Auflösung zu erkun- den. Eine Schwierigkeit bei der Untersuchung von Galaxienzentren ist die Tatsache, dass viele von ihnen anscheinend tief in Staub eingebettet sind. Dieser absorbiert einen beträchtlichen Teil des Lichts aus diesen Gebieten, sodass wir keine freie Sicht auf den zentralen Motor haben. Deshalb sind für die Untersuchung von Galaxienzentren neben sehr hohen räumlichen Auflösungen auch Beobachtungen in Bereichen des elektromagnetischen Spektrums nötig, wo die Auswirkungen der Staubabsorption gering sind. Solche Beobachtungen sind bei anderen Wellenlängen als denen des uns vertrauten sichtbaren Bereichs tatsächlich möglich, und zwar bei den kürzesten Röntgenwellenlängen oder bei langen Wellenlängen in den Infrarot- und Radiobereichen. Im nahen Infrarot, bei etwa 2 mm, ist die Auswirkung der Staubabsorption bereits fünfmal geringer als im optischen Bereich; im mittleren Infrarot, bei Wellenlängen größer als 10 mm, ist sie fast vernachlässigbar. Hinzu kommt, dass der Staub durch die Absorption ultravioletter und optischer Strahlung auf Temperaturen von einigen hundert Kelvin aufgeheizt wird. Und die Strahlung dieses warmen Staubs ist dann bei mittleren Infrarotwellenlängen direkt beobachtbar. Das MPIA in Heidelberg hat die Möglichkeiten erkannt, die Infrarotbeobachtungen im Hinblick auf staubverhüllte Quellen bieten – das sind neben Galaxienkernen auch Sterne in der Frühphase ihrer Entstehung – und für diesen Spektralbereich hochmoderne, auf adaptiver Optik und Interferometrie basierende Instrumente entwickelt. Diese Instrumente erlauben es uns, die Galaxienkerne auf räumlichen Skalen zu beobachten, wie sie nie zuvor zugänglich waren: bis hinab zu einigen zehn Millibogensekunden (1 Millibogensekunde = 1 /1000 Bogensekunde = 2.8 10 –6 Grad). Bislang wurden Skalen deutlich unter einer Bogensekunde im optischen Bereich nur mit dem HUBBLE-Weltraumteleskop und im Radiobereich mit Hilfe von Interferometrie mit großer Basislänge erreicht. Eines der neuen Infrarotinstrumente ist NAOS-CONICA (NACO), eine Kombination aus Kamera und Spektrograph für das nahe Infrarot (1 – 2.5 mm), die es ermöglicht, das »Verwackeln« astronomischer Bild- 61
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